1. 시차 :
* 원리 : 이 방법은 지구가 태양을 공전함에 따라 더 먼 별의 배경에 대한 별의 위치에서의 명백한 변화에 기초합니다. 시차라고하는 이러한 변화는 별까지의 거리에 직접 비례합니다.
* 절차 :
* 지구의 궤도의 두 가지 지점에서 일반적으로 6 개월 간격으로 별을 관찰하십시오.
* 배경에 대한 별 위치의 각도 이동을 측정하십시오.
* 삼각법을 사용하여 별까지의 거리를 계산하십시오.
* 한계 :
* 지구 궤도의 한계로 인해 수백 개의 파르세스 (약 1,000 광년) 이내의 별에만 효과적입니다.
* 매우 정확한 측정이 필요하며, 이는 더 멀리 떨어진 별들에게 점점 어려워집니다.
2. 분광 시차 :
* 원리 : 이 방법은 별의 스펙트럼 유형과 절대 크기 사이의 관계를 활용합니다.
* 절차 :
* 별의 명백한 크기 (지구에서 볼 수있는 밝기)를 측정하십시오.
* 스펙트럼을 분석하여 별의 스펙트럼 유형 (온도 및 구성)을 결정하십시오.
* Hertzsprung-Russell 다이어그램 (절대 크기와 스펙트럼 유형의 플롯)을 사용하여 별의 절대 크기를 추정하십시오.
* 명백한 크기와 절대 크기의 차이를 사용하여 거리를 계산하십시오.
* 한계 :
* Trigonometric 시차, 특히 희미한 별 또는 더 먼 별의 경우 정확하지 않습니다.
* 별의 속성에 대한 가정과 Hertzsprung-Russell 다이어그램의 유효성에 의존합니다.
추가 정보 :
* 기기 : 현대 시차 측정은 Hipparcos 및 Gaia 위성과 같은 고정밀 망원경에 의존합니다.
* 단위 : 거리는 일반적으로 Parsecs (PC) 또는 광년 (LY)에서 측정됩니다. 하나의 Parsec은 대략 3.26 광년입니다.
* 간접 방법 : 직접 거리 측정의 범위를 넘어선 별의 경우 표준 촛불 (Cepheid 변수) 및 통계 시차와 같은 간접 방법이 사용됩니다.
이들은 근처 별까지의 거리를 직접 측정하는 두 가지 주요 방법입니다. 각 방법에는 고유 한 강점과 한계가 있으며 방법 선택은 특정 별과 원하는 정확도에 따라 다릅니다.
